Radiação Cósmica de Fundo

António Vale, CENTRA / IST

6ª Escola de Astronomia e Gravitação, IST, Setembro 2012

Radiação Cósmica de Fundo (CMB)

O que é? Radiação relíquia, emitida após recombinação

(~380000 anos após o Big Bang) Parte fundamental da cosmologia moderna

O que se observa Radiação de corpo negro, na gama das micro-

ondas – pico a 160 GHz Radiação de fundo, altamente isotrópica Inomogeneidades da ordem de 10-5

A importância do CMB

1) Perturbações lineares, física acessível e possível usar aproximações válidas

2) Medição de condições iniciais para modelos cosmológicos

3) Medição do movimento peculiar do sistema solar em relação ao referencial da expansão de fundo

4) Melhor prova de isotropia do universo

5) Parâmetros cosmológicos

6) Pilar necessário do modelo do Big Bang

Previsão teórica do CMB em 1948

(Gamow, Alpher, Herman)

Plasma inicial arrefece com expansão

Fotões perdem energia e deixam de ionizar hidrogénio - recombinação

Fotões propagam-se livremente

Radiação corpo negro isotrópica

Recombinação

Plasma inicialmente em equílibrio térmico com fotões

Grau de ionização depende de T – quando baixa, hidrogénio torna-se neutro e deixa de interagir com fotões

Elevado número de fotões em relação a electrões leva a que T seja mais baixo do que seria previsível pela energia de ionização

Estimativa inicial T0~4K, baseada na formação de

deutério primordial

Ocorre quando T~3000K, a z~1000

Descoberta Observacional

Penzias & Wilson, 1965

Testes de antena para radioastronomia

Ruído de Fundo correspondente a T=3K

Prémio Nobel 1978

COBE

Medição CMB por satélite, 1992

Confirmação do espectro de Planck, T=2.725±0.001K

Primeira observação de anisotropias

Prémio Nobel 2006

Anisotropias

COBE: detecção a 10-5

Perturbações matéria escura em crescimento por efeito gravitacional

Plasma + fotões acoplados atraídos para poços de potencial

Pressão radiação trava colapso

Oscilações levam a anisotropias

Harmónicas esféricas

Equivalente de série de Fourier numa superfície esférica, usada como base de expansão para anisotropias do CMB

δT(θ,φ) = Σ alm

Ylm

(θ,φ)

Flutuações de T são consideradas gaussianas, por causa da maneira como as perturbações são geradas

Devido à isotropia, não há uma direcção privilegiada, e os modos m são equivalentes

Toda a informação encontra-se contida no espectro de potência – potência por unidade ln l aproximada por l(l+1)C

l /2π, com C

l = <|a

lm|>2

θ ~ π / l

Dipólo

Maior anisotropia observada é o modo l =1, com amplitude 3.355+-0.008 mK

Corresponde ao efeito doppler da velocidade do sistema solar em relação ao referencial do CMB, v=369.0+-0.9km s-1

Velocidade peculiar devida a estrutura próxima

Subtraído da análise do CMB

Espectro de potência

θ ~π / l C

l α |∆ T|2

Variância cósmica: uma representação vs. distribuição estatística - erro estatístico inerente

l < 100, fora horizonte

Inflação prevê invariância de escala das perturbações iniciais – redshift gravitacional, efeito Sachs-Wolfe

Potenciais variantes (Λ, curvatura) - ISW

Modo tensorial (ondas gravitacionais)

Picos acústicos

Oscilações acústicas do fluído bariões+fotões

Picos alternados de compressão e rarefação

Posição depende horizonte acústico e velocidade do som

Vales correspondem a máximo de velocidade – efeito doppler

Supressão l > 1000

Processo de recombinação não é instantâneo

Escalas menores que espessura da superfície de último espalhamento são suprimidas por efeitos de difusão

Re-ionização

Emissão das primeiras estrelas re-ioniza o universo

Altera sinal CMB devido a novos espalhamentos, tendência de supressão das anisotropias

Densidade de electrões é muito menor que na altura da recombinação (percurso livre médio da ordem do horizonte)

Parâmetros cosmológicos

Constante de Hubble H

Parâmetro de densidade Ω, relativamente à densidade crítica ρ

crit = 3H

0

2/8πG

Define a geometria do universo, plano para Ω=1, aberto se Ω<1, fechado se Ω>1

Bariões Ωb, matéria escura Ω

m, energia escura

ΩΛ

A, n, r, τ...

Horizonte e curvatura

Primeiro pico marca tamanho horizonte na recombinação

Num universo fechado, a mesma escala equivale a um ângulo maior – l menor

Dependência cosmologia

Dependência da distância angular com Λ e curvatura

ISW tardio (variação do potencial, redshift gravitacional)

Dependência cosmologia

Densidade física matéria Ω

mh2

Afecta potencial gravitacional

Altera mudança do efeito primário de crescimento das perturbações

Dependência cosmologia

Bariões acrescentam inércia ao oscilador do fluído bariões – fotões

Aumenta amplitude dos picos de compressão, diminui a dos picos de rarefacção

WMAP

Missão satélite, mapa completo (all sky)

Medições precisas dos primeiros picos (mas variância cósmica)

Complementado com outras observações

Cosmologia WMAP

Principal resultado:

modelo ΛCDM, ΩΛ=0.73, Ω

CDM=0.22, Ω

b=0.045

Degenerescências

Algumas combinações de parâmetros levam ao mesmo espectro de CMB

Análise combina resultados com outros dados para melhorar limites – atenção aos priors

Degenerescências

Polarização

Espalhamento induz polarização linear na luz Estima-se que o CMB está polarizado ao nível

de 5% Dois modos, E e B Modo B gerado por ondas gravitacionais Díficil detecção (particularmente modo B)

Efeito Sunyaev – Zel'dovich

Espalhamento Compton de fotões do CMB por electrões em aglomerados

Transfere energia para os fotões, levando a distorção do sinal do CMB

Independente de redshift, útil para descobrir aglomerados

Contagem de aglomerados com redshift

Conclusões

CMB como radiação relíquia do Big Bang Corpo negro a T~3K Altamente isotrópico, desvios à escala 10-5

Espectro de anisotropias, origem da forma Dependência dos parâmetros cosmológicos,

degenerescências Principais resultados das observações Planck, polarização, SZ

Referências

background.uchicago.edu/~whu/physics/tour.html

Livros de cosmologia

Scott & Smoot, Cosmic Microwave Background, cap. 25, livro Particle Data Group 2012 (pdg.lbl.gov)

Hu & Dodelson, Annual Reviews of Astronomy & Astrophysics vol. 40, 2002

WMAP (map.gsfc.nasa.gov)